Flambée de formation d’étoiles

Formation des étoiles

obtenir le premier spectre

Flambée de formation d’étoiles

La plus jeune flambée de formation d’étoiles dans l’Univers : une étude particulièrement adaptée à MIRI au JWST

MIRI sera le seul instrument embarqué sur le JWST qui sera capable de détecter la raie H alpha de l’hydrogène dans la série de Balmer, à des décalages vers le rouge redshifts supérieurs à 6,7. Or, l’intensité de cette raie permet d’établir un diagnostic clef dans les processus de formation d’étoiles. MIRI sera aussi le seul instrument capable d’obtenir des spectres dans le domaine visible (dans le cadre de référence) des premiers objets de l’Univers qui ont formé des étoiles, c’est-à-dire situés à un décalage vers le rouge (redshift) supérieur à 9.

Formation des étoiles

OBTENIR LE PREMIER SPECTRE

Flambée de formation d’étoiles

La plus jeune flambée de formation d’étoiles dans l’Univers : une étude particulièrement adaptée à MIRI au JWST

MIRI sera le seul instrument embarqué sur le JWST qui sera capable de détecter la raie H alpha de l’hydrogène dans la série de Balmer, à des décalages vers le rouge redshifts supérieurs à 6,7. Or, l’intensité de cette raie permet d’établir un diagnostic clef dans les processus de formation d’étoiles. MIRI sera aussi le seul instrument capable d’obtenir des spectres dans le domaine visible (dans le cadre de référence) des premiers objets de l’Univers qui ont formé des étoiles, c’est-à-dire situés à un décalage vers le rouge (redshift) supérieur à 9.

RCW 108

  • Image composée à partir des données du télescope à rayon X Chandra (en bleu) et des données du télescope à infrarouge Spitzer (en rouge et orange). A environ 4 000 années-lumière de la Terre, se trouve RCW 108, une région de la Voie lactée où la formation d’étoiles est active d’où la présence d’amas de jeunes étoiles en bleu sur l’image. Celle que l’on voit naitre, en jaune au centre de l’image est profondément ancrée dans un nuage d’hydrogène moléculaire. D’après les données provenant de différents télescopes, les astronomes ont déterminé que la naissance des étoiles dans cette région est déclenchée par l’effet de proximité des jeunes étoiles massives.

Ce programme d’observation avec le JWST a l’ambition d’obtenir le premier spectre qui mettra en évidence une flambée de formation d’étoiles quand l’Univers était âgé d’environ 500 millions d’années.

Ce qui permettra, en particulier, d’identifier clairement la présence éventuelle d’une galaxie à noyau actif (AGN). Selon la théorie, à cette époque, l’Univers se ré-ionisait, ce qui fait l’objet d’un autre programme d’observation qui se propose de détecter des sources extrêmement lointaines (voir « Le Grand Relevé de MIRI »). La question clef sera de pouvoir, parmi toutes les sources lointaines détectées, identifier les étoiles de toute première génération (dites de Population III), confirmer la nature de la source principale de l’ionisation, mettre en évidence une présence éventuelle d’un noyau actif, et estimer la teneur en métaux des objets observés. A des décalages vers le rouge supérieur à 9,2 c’est la raie Beta de la série de Balmer de l’hydrogène qui se trouve dans le domaine spectral du spectrographe à basse résolution inclus dans MIRI : il sera alors aussi possible de poser des contraintes sur la quantité de poussières qui pourraient se trouver dans ces très jeunes objets.

 

Nuage moléculaire

  • Cette image composite, créée en utilisant les données du Chandra X-ray Observatory et du télescope spatial Spitzer, montre le nuage moléculaire Céphée B, situé dans notre galaxie à environ 2 400 années-lumière de notre système solaire. 
  • Crédit: X-ray: NASA/CXC/PSU/K. Getman et al.; IRL NASA/JPL-Caltech/CfA/J. Wang et al.

Nuage moléculaire

  • Cette image composite, créée en utilisant les données du Chandra X-ray Observatory et du télescope spatial Spitzer, montre le nuage moléculaire Céphée B, situé dans notre galaxie à environ 2 400 années-lumière de notre système solaire. 
  • Crédit: X-ray: NASA/CXC/PSU/K. Getman et al.; IRL NASA/JPL-Caltech/CfA/J. Wang et al.

RCW 108

  • Image composée à partir des données du télescope à rayon X Chandra (en bleu) et des données du télescope à infrarouge Spitzer (en rouge et orange). A environ 4 000 années-lumière de la Terre, se trouve RCW 108, une région de la Voie lactée où la formation d’étoiles est active d’où la présence d’amas de jeunes étoiles en bleu sur l’image. Celle que l’on voit naitre, en jaune au centre de l’image est profondément ancrée dans un nuage d’hydrogène moléculaire. D’après les données provenant de différents télescopes, les astronomes ont déterminé que la naissance des étoiles dans cette région est déclenchée par l’effet de proximité des jeunes étoiles massives.

Ce programme d’observation avec le JWST a l’ambition d’obtenir le premier spectre qui mettra en évidence une flambée de formation d’étoiles quand l’Univers était âgé d’environ 500 millions d’années.

Ce qui permettra, en particulier, d’identifier clairement la présence éventuelle d’une galaxie à noyau actif (AGN). Selon la théorie, à cette époque, l’Univers se ré-ionisait, ce qui fait l’objet d’un autre programme d’observation qui se propose de détecter des sources extrêmement lointaines (voir « Le Grand Relevé de MIRI »). La question clef sera de pouvoir, parmi toutes les sources lointaines détectées, identifier les étoiles de toute première génération (dites de Population III), confirmer la nature de la source principale de l’ionisation, mettre en évidence une présence éventuelle d’un noyau actif, et estimer la teneur en métaux des objets observés. A des décalages vers le rouge supérieur à 9,2 c’est la raie Beta de la série de Balmer de l’hydrogène qui se trouve dans le domaine spectral du spectrographe à basse résolution inclus dans MIRI : il sera alors aussi possible de poser des contraintes sur la quantité de poussières qui pourraient se trouver dans ces très jeunes objets.

 

Nuage moléculaire

  • Cette image composite, créée en utilisant les données du Chandra X-ray Observatory et du télescope spatial Spitzer, montre le nuage moléculaire Céphée B, situé dans notre galaxie à environ 2 400 années-lumière de notre système solaire. 
  • Crédit: X-ray: NASA/CXC/PSU/K. Getman et al.; IRL NASA/JPL-Caltech/CfA/J. Wang et al.

Nuage moléculaire

  • Cette image composite, créée en utilisant les données du Chandra X-ray Observatory et du télescope spatial Spitzer, montre le nuage moléculaire Céphée B, situé dans notre galaxie à environ 2 400 années-lumière de notre système solaire. 
  • Crédit: X-ray: NASA/CXC/PSU/K. Getman et al.; IRL NASA/JPL-Caltech/CfA/J. Wang et al.

Vie des poussières

Cette nébuleuse par réflexion s’appelle NGC 1999. Elle n’émet pas de lumière elle-même, mais reflète la lumière de l’étoile brillante en son sein. La tache noire devant NGC 1999 est un nuage froid de gaz et de poussière qui bloque la lumière de la nébuleuse et apparaît donc sombre. (Crédit : NASA/STScI)

Formation des étoiles

Etude avec MIRI

Vie des poussières

La Vie des Poussières dans des Galaxies de Faible Teneur en Métaux: une Etude avec MIRI de la production de Poussières dans l’Univers Primordial.

 

Il est bien connu que les poussières sont des composantes importantes du milieu interstellaire. Mais nombre de questions restent encore à être élucidées. En particulier, d’où viennent ces poussières que l’on observe dans l’Univers primordial ? Et dans des galaxies si différentes entre-elles ?

Formation des étoiles

Cette nébuleuse par réflexion s’appelle NGC 1999. Elle n’émet pas de lumière elle-même, mais reflète la lumière de l’étoile brillante en son sein. La tache noire devant NGC 1999 est un nuage froid de gaz et de poussière qui bloque la lumière de la nébuleuse et apparaît donc sombre. (Crédit : NASA/STScI)

ETUDE AVEC MIRI

Vie des poussières

La Vie des Poussières dans des Galaxies de Faible Teneur en Métaux: une Etude avec MIRI de la production de Poussières dans l’Univers Primordial.

 

Il est bien connu que les poussières sont des composantes importantes du milieu interstellaire. Mais nombre de questions restent encore à être élucidées. En particulier, d’où viennent ces poussières que l’on observe dans l’Univers primordial ? Et dans des galaxies si différentes entre-elles ?

Barnard 68

  • Un petit nuage de gaz et de poussières appelé Barnard 68. Les observations ont montré que le nuage risque de s’effondrer à tout moment sur lui-même pour donner naissance à une étoile et peut-être à des planètes. Les étoiles derrière le nuage ne se voient pas dans le visible (gauche) mais uniquement que dans l’infragoue (droite). 
  • (Crédit : ESO/VLT)

Les mécanismes physico-chimiques qui conduisent à la formation des poussières restent encore énigmatiques. La proportion entre les étoiles riches en oxygène et celles dites carbonées est très mal connue. Grâce aux récents observatoires spatiaux (Spitzer en particulier) de plus en plus de ces dernières sont détectées, surtout dans le Groupe Local. Des silicates cristallins ont été identifiés dans des galaxies à forte formation d’étoiles, et dans des galaxies dont le rayonnement infrarouge est extrêmement important. Cette émission provient de la présence de grains de poussières. Il est intriguant de constater que de gigantesques quantités de poussières sont observées dans des galaxies très lointaines, et donc très jeunes. Celles-ci ayant une très grande influence sur l’évolution chimique et dynamique de leur galaxie, il est fondamental de connaître leurs origines et leurs compositions. Les galaxies à faible teneur en métaux, donc intrinsèquement très jeunes, sont des laboratoires idéaux pour étudier la formation de poussières dans l’Univers jeune.

  • © Bill Saxton, NRAO, AUI, NSF 
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Green Bank

  • Certaines des molécules organiques découvertes dans les nuages moléculaires. On détecte leurs traces dans le rayonnement radio du milieu interstellaire avec des radiotélescopes comme celui de Green Bank, que l’on voit en arrière-plan
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  • Crédit: ESO

Barnard 59

  • Un élément de la nébuleuse de la Pipe, prise par le télescope de 2,2 mètres de l’ESO/Société Max Planck à La Silla au Chili. Il s’agit d’une nébuleuse sombre, c’est-à-dire d’un nuage de poussière qui bloque la lumière des étoiles plus lointaines et apparait donc comme une empreinte noire sur un fond étoilé. Elle se trouve à environ 600 années-lumière de nous dans la partie de la constellation Ophiuchus qui enjambe la Voie Lactée. 

Il est connu que les étoiles en fin de vie, de masse moyenne, produisent beaucoup de ces poussières avant d’atteindre le stade de nébuleuses planétaires. Mais cela prend du temps ! Compte tenu de l’échelle de temps, la présence de poussières dans les galaxies lointaines ne peut être expliquée que par des mécanismes qui accompagneraient la fin de vie d’étoiles massives, qui explosent en supernovae.

 

Un programme est proposé pour sélectionner avec le JWST un échantillon de galaxies proches qui auraient les caractéristiques de l’Univers primordial (pauvres en métaux), pour étudier par spectroscopie et imagerie leurs étoiles vieilles, de manière à déterminer leur rôle dans l’excès d’émission infrarouge dû aux poussières observé dans ces galaxies, et leur composition chimique.

Les Galaxies Elliptiques Massives

Extragalactique

Submillimétriques à z ~ 4

Les Galaxies Elliptiques Massives

Les Galaxies Submillimétriques à z ~ 4 : un regard de près sur la formation des galaxies elliptiques massives

Les scenari de formation des galaxies prédisent l’existence de galaxies qui traversent des périodes de flambées de formation d’étoiles, courtes et extrêmement productives (avec un taux de formation de plus de 1000 étoiles par an) à des décalages vers le rouge redshifts plus grands que 2. Les galaxies à fort rayonnement submillimétrique (SMGs) observées à z ~ 3 paraissent être des candidats naturels pour jouer ce rôle.

Extragalactique

SUBMILLIMÉTRIQUES À Z ~ 4

Les Galaxies Elliptiques Massives

Les Galaxies Submillimétriques à z ~ 4 : un regard de près sur la formation des galaxies elliptiques massives

Les scenari de formation des galaxies prédisent l’existence de galaxies qui traversent des périodes de flambées de formation d’étoiles, courtes et extrêmement productives (avec un taux de formation de plus de 1000 étoiles par an) à des décalages vers le rouge redshifts plus grands que 2. Les galaxies à fort rayonnement submillimétrique (SMGs) observées à z ~ 3 paraissent être des candidats naturels pour jouer ce rôle.

IC 2006

  • est une galaxie elliptique plutôt passive de l’univers local. Elle est ici photographiée dans le visible et l’infrarouge par Hubble. À l’instar de ses congénères, cette galaxie massive appartenant à un type désigné aussi comme « sphéroïde », a progressivement cessé de produire des étoiles au sein de sa partie centrale pour délocaliser les naissances sur les bordures, il y a plusieurs milliards d’années. 
  • © Esa, Hubble, Nasa, Judy Schmidt, J. Blakeslee (Dominion Astrophysical Observatory)

IC 2006

  • © Esa, Hubble, Nasa, Judy Schmidt, J. Blakeslee (Dominion Astrophysical Observatory)
  • est une galaxie elliptique plutôt passive de l’univers local. Elle est ici photographiée dans le visible et l’infrarouge par Hubble. À l’instar de ses congénères, cette galaxie massive appartenant à un type désigné aussi comme « sphéroïde », a progressivement cessé de produire des étoiles au sein de sa partie centrale pour délocaliser les naissances sur les bordures, il y a plusieurs milliards d’années. 

Ces SMGs, qui font partie des objets les plus lumineux de l’Univers, seraient les précurseurs des galaxies sphéroïdes massives (100 000 millions de masses solaires), compactes (de dimensions inférieures à 2 kiloparsec), que nous observons à des décalages vers le rouge redshifts de 1,5 à 2. Celles-ci contiennent des étoiles vieilles (de l’ordre de 1 à 2 milliards d’années) et ne montrent aucun signe de formation stellaire active. Il existe deux théories en concurrence concernant les mécanismes de formation d’étoiles. Celles-ci invoquent soit des blocs compacts de gaz qui fusionnent, soit des disques gazeux massifs qui se fragmentent. Un projet soumis pour observation avec le JWST propose une étude détaillée avec MIRI (complémentée par des observations à réaliser avec NIRSPEC) des propriétés et des processus physiques qui ont cours dans 2 SMGs à z ≈ 4. 

 

C’est un programme pionnier, en préparation d’un suivant plus ambitieux qui étudiera un échantillon beaucoup plus grand de galaxies massives à très grands z, depuis la fin de l’époque de ré-ionisation jusqu’au pic de formation d’étoiles dans l’Univers.

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NGC 1132

  • La galaxie elliptique NGC 1132 à 300 millions d’années-lumière de nous photographiée par le télescope spatial.
  • Crédit : NASA/ESA/Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

ESO 325-G004

  • La galaxie elliptique géante ESO 325-G004 au centre de l’amas Abell S0740, observée par le télescope spatial. La galaxie se trouve à 450 millions d’années-lumière de nous et domine l’amas par sa présence. 

NGC 1132

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  • La galaxie elliptique NGC 1132 à 300 millions d’années-lumière de nous photographiée par le télescope spatial.

ESO 325-G004

  • Crédit : NASA/ESA/Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
  • La galaxie elliptique géante ESO 325-G004 au centre de l’amas Abell S0740, observée par le télescope spatial. La galaxie se trouve à 450 millions d’années-lumière de nous et domine l’amas par sa présence. 

Etude des disques

Système solaire

Quoi & comment

Etudes des disques

En 20 ans, nous sommes passés d’un seul prototype de système planétaire (le nôtre) à plus de 400, dont beaucoup d’entre eux ont des planètes sur des orbites excentriques et/ou des périodes orbitales de moins d’un an. Autant de systèmes, autant de surprises, autant d’inconnues !

Il est probable que la diversité des exoplanètes reflète une diversité des conditions initiales qui prévalent dans les disques. Ces conditions initiales pourraient dépendre de la  dimension physique des disques  (formation, troncature),  de leur structure verticale, de la mise en place des poussières, et de leur composition en fonction de la distance. Des trous dont les dimensions sont extrêmement variables peuvent apparaître, qui résultent de la formation de protoplanètes. Le mécanisme qui régit  l’évolution des disques est aussi mal connu. Comment et quand le gaz se dissipe-t-il et quelle est la durée de vie des planétésimaux sont aussi des questions à élucider. L’imagerie dans l’infrarouge thermique est particulièrement adaptée pour ce faire.

Système solaire

QUOI & COMMENT

Etudes des disques

En 20 ans, nous sommes passés d’un seul prototype de système planétaire (le nôtre) à plus de 400, dont beaucoup d’entre eux ont des planètes sur des orbites excentriques et/ou des périodes orbitales de moins d’un an. Autant de systèmes, autant de surprises, autant d’inconnues !

Il est probable que la diversité des exoplanètes reflète une diversité des conditions initiales qui prévalent dans les disques. Ces conditions initiales pourraient dépendre de la  dimension physique des disques  (formation, troncature),  de leur structure verticale, de la mise en place des poussières, et de leur composition en fonction de la distance. Des trous dont les dimensions sont extrêmement variables peuvent apparaître, qui résultent de la formation de protoplanètes. Le mécanisme qui régit  l’évolution des disques est aussi mal connu. Comment et quand le gaz se dissipe-t-il et quelle est la durée de vie des planétésimaux sont aussi des questions à élucider. L’imagerie dans l’infrarouge thermique est particulièrement adaptée pour ce faire.

A ces longueurs d’onde, le contraste entre l’étoile et son disque est considérablement réduit (de l’ordre d’un facteur 1 au lieu de plusieurs milliers dans le proche infrarouge). Au fur et à mesure que le disque évolue, le gaz s’évapore sous le rayonnement de photons de haute énergie (FUV, EUV, et Rayons-X) (processus connu des astronomes sous le nom de « photoévaporation », la densité de surface diminue, les poussières coagulent et prennent place.

L’imagerie dans l’infrarouge thermique permet de se représenter la structure poussiéreuse du disque et de corriger des erreurs commises dans des interprétations basées sur l’étude de la densité spectrale d’énergie (SED). Des signatures directe de différents matériaux (à l’état solide) peuvent être détectées par spectro-imagerie ce qui permet d’obtenir une représentation de la distribution radiale des différents types de poussières (silicates amorphes ou cristallins, glace, argile, calcium, carbonates,…).

Selon la théorie d’accrétion en vigueur, initialement développée pour expliquer l’architecture de notre système solaire, le processus de formation planétaire débute par la croissance par collisions de grains de poussières sub-microscopiques jusqu’à des planétésimaux de quelques kilomètres sur des échelles de temps variant d’un million à 100 millions d’années. 

 

Lorsqu’un cœur protoplanétaire d’environ 10 masses terrestre s’est formé, le gaz environnant est capturé par gravitation pour donner naissance à une planète géante gazeuse.

Cependant, ni les planètes de type Jupiter chaudes (à moins d’une unité astronomique de son étoile), ni les exoplanètes distantes ne peuvent s’être formées par ce mécanisme d’accrétion. Une migration de ces planètes est souvent invoquée pour palier la contrainte de la masse de l’intérieur du disque et l’échelle de temps nécessaire à la formation de ces exoplanètes dans la partie externe du disque, qui autrement excèderait la durée de vie de ce dernier. Une autre alternative serait de faire appel à des instabilités gravitationnelles, qui auraient lieu dans des temps beaucoup plus courts (quelques milliers d’années), mais cette hypothèse requiert des densités de surface élevées, des temps de refroidissement très courts, et des distances à l’étoile relativement grandes dans le disque protoplanétaire initial. Des différences dans les systèmes exoplanétaires entre des étoiles similaires au soleil et d’autres de masses plus petites ont été récemment mises en évidence. 

 

La très grande variété des systèmes planétaires extrasolaires devrait se refléter à une époque beaucoup plus ancienne, nommément dans le disque protoplanétaire.

Objectifs

Ce programme se propose d’utiliser l’extrême sensitivité et la très grande résolution spatiale du JWST, en particulier avec MIRI, pour :

1 – Etudier la structure verticale des disques protoplanétaires

2 – Procéder à un inventaire des composantes chimiques de ces disques

3  Essayer de comprendre comment la formation de protoplanètes influe sur la morphologie de ces disques

JWST